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Missions spatiales
Stardust et Genesis :
une comète et un
rayon de Soleil à
Nancy
Bernard Marty
Institut Universitaire de France
Ecole Nationale Supérieure de Géologie
Centre de Recherches Pétrographiques
et Géochimiques
UPR 2300 CNRS
Pourquoi ramener des échantillons de l’espace ?
Les grandes questions sur la formation du
système solaire et sur l’évolution des planètes
Origine de la matière
Processus de formation
Chronologie
les géologues travaillent sur des échantillons
Disques autours d’étoiles
jeunes dans la nébuleuse
d’Orion (image HST, doc ISSI)
Origines des planètes et de la vie
Les météorites
primitives: des
témoins du début
du système solaire
TIMS Triton, IPGP
Sonde ionique ims1270 Nancy
Disques autours d’étoiles
jeunes dans la nébuleuse
d’Orion (image HST, doc ISSI)
Origines des planètes et de la vie
Les météorites
primitives: des
témoins du début
du système solaire
Genesis
Apollo Luna
Ios
N
A
S
A
Stardust
Quantité d’échantillons ET ramenées
par les missions spatiales
1.E+06
recovered mass, gram
1.E+04
APOLLO : 380 Kg
1.E+02
LUNA : 300 g
1.E+00
1.E-02
1.E-04
1.E-06
STARDUST : 10-6 g
1.E-08
GENESIS : 10-8 g
1.E-10
1970
1980
1990
Year of recovery
2000
2010
Quantité d’azote nécessaire pour effectuer une analyse
isotopique au niveau du pour mille
1.E-05
dynamic mass
spectrometry
Analysed Nitrogen, g
1.E-06
1.E-07
1.E-08
static mass
spectrometry
1.E-09
Laser extraction,
static mass
spectrometry
1.E-10
1.E-11
1.E-12
1960
1970
1980
1990
Year
2000
2010
Composition de la nébuleuse
primitive ?
Orion
Composition du système solaire lointain : Stardust
NASA Program Discovery
PI : Don Brownlee
Questions
Matière cométaire solaire ou interstellaire ?
Avons nous déjà des échantillons de comète
surTerre (ex : Interplanetary Dust particles IDPs) ?
Relation entre comètes et atmosphères ?
50 000 AU
5 km
Comète « fraîche » dans son orbite actuelle depuis seulement 30
ans
Proche de la Terre
Stardust : Echantillonnage et retour sur Terre le 15 Janvier 2006
Les grains de la coma ont été piégés dans de l’aérogel à une
vitesse de 6.1 km/s
8 mm
Grain terminal :
1-20 μm
La composition des grains de Stardust ressemble fortement à
celle typique des météorites primitives – présence de phases
réfractaires dont CAI, compositions isotopiques dans la même
gamme : conforte les modèles de mélange de la matière à très
grande échelle dans le système solaire naissant
Brownlee et al., 2006; McKeegan et al., 2006
Mélange de phases haute température
et de glaces
Shu et al., 1996
Stardust : Analyse des gaz rares au CRPG
100 μm
Thera 1
Thera 2
100 μm
Fragment similaire re-analysé à Minneapolis
(équipe de Bob Pepin) : très bon accord avec
Nancy (ouf…)
8 mm
Gaz relâchés à haute température (> 1075 °C)
Ne peuvent provenir de l’aérogel (diffusion)
Gaz piégés dans le grain terminal qui est
principalement formé de kamacite (analyse
par rayonnement synchrotron)
Grain terminal
1-20 μm
Composition isotopique de Ne ~ phase Q qui
est une phase organique porteuse majoritaire
des gaz rares dans les météorites
Très différent du Ne solaire (gaz de la
nébuleuse)
5
b
12
4
3
a
Solar Wind Ne
D-burning
S1
S2
20Ne/22Ne
3He/4He
Composition isotopique de
He : entre Jupiter (predeuterium burning) et vent
solaire (post-deuterium
burning)
[units of 10-4]
Solar Wind He
11
S1
Thera-2
Ne-Q
10
2
1
Jupiter
He-Q
Air Ne
9
0.024
0.027
0.030
21Ne/22Ne
0.033
Marty et al., Science, 2008
Gaz rares implantés à partir d’une irradiation (hypothèse
communément admise dans le cas de la phase Q)
Late Heavy bombardment
(Tera, Papanastassiou & Wasserburg, 1974)
Fréquence d’impact ~1000 fois plus
élevée entre 3.85 and 3.80 Ga
Transposé à la Terre, cela donne un dépôt
moyen de ~200 m d’épaisseur sur toute la
surface du globe
Morbidelli, Gomes et al., 2005
Contribution probable du Terrestrial late Heavy Bombardment –
TLHB- à l’atmosphère terrestre
20Ne/22Ne
12
a
Marty et al., 2008
Solar Wind Ne
11
IDPs
Dissolved nebular Ne
S1
Thera-2
Stardust
Ne-Q
Ne-Q
10
Lunar regolith grains
Adsorbed nebular Ne
Air Ne
10-12
9
0.024
0.027
0.030
21Ne/22Ne
0.033
10-10
10-8
20Ne
10-6
10-4
10-2
100
concentration [cm3 STP/g]
Néon atmosphérique :
3.2 1015 moles
TLHB 1.2 x 1023 g, 50 % comètes (modèle de Nice) : 5 1016 moles
TLHB 1.2 x 1023 g, 5 % comètes :
5 1015 moles
102
Quelle était la composition de la nébuleuse
solaire ?
Priorités de la mission :
1- oxygène isotopique
2- azote isotopique
3 – Gaz rares
Soleil
Vent solaire
Variations isotopiques de l’azote dans le système solaire
Situation en 2006
CN et HCN dans les comètes
(Bockelée Morvan et al., 2006)
ISO : Fouchet et al., 2000
Hashizume et al., 2000
TiN ds CAI : Meibom et al., 2006
In situ : Owen et al. 2001
• Genesis a échantillonné pendant 3 ans 1020
ions du vent solaire (=0.4 milligrammes) à 1.5
millions de km de la Terre
NASA discovery program
260 millions USD
• Premiers échantillons ET ramenés
depuis 3 décades
Genesis Science Team
PI : Don Burnett, Caltech
Genesis : déroulement de la mission
Silicium
Gold over
sapphire
aluminium
CVD
diamond
Capsule porte-cibles
Berceau et instruments
de navigation/détection SW
Panneaux solaires
8 septembre 2004
Matière organique
et inorganique
14N/20Ne
1.E+08
1.E+07
1.E+06
air
1.E+05
1.E+04
1.E+03
1.E+02
1.E+01
1.E+00
Solar
1
2
3
Collector ions
≈100 nm
contamination
Implanted SW
≈1000 nm
≈100 nm
10 nm
Remove surficial skin
≈1000 nm
Acid attack under vacuum (Zurich)
Megasisms (Los Angeles)
Laser ablation (Milton Keynes & Nancy)
Fluorination
(San Diego)
Concentrateur d’ions solaires
avant
après
Concentrator Cross-section
Tripod Target Support
H+ Rejection Grid 0.1-3.5kV
Ion
Accelerator Can -6.5kV
Ground Grid
Domed Grid
Microstepped Mirror
Electrode 2-10kV
Concentrator Cross-section
Tripod Target Support
H+ Rejection
Grid 0.1-3.5kV
13C-labelled
C
Ion
Ground Grid
SiC
Accelerator Can -6.5kV
SiC
Domed Grid
CVD diamond
Microstepped Mirror
Electrode 2-10kV
Azote : ablation laser (193 nm)
Laurent
Zimmermann
Pete Burnard
•Spectromètre de masse en
mode statique
• He, Ne, N, Ar
• 26 mois pour abaisser le blanc
en azote à 4 x 10-13 mol N2
• Blancs de N < 10 % N analysé
Gold over Sapphire (AuoS) collector implanted with 15N
80%
15
60%
40%
20%
distance, μm
10
0%
0
10
20
30
40
50
Number of laser pulse per area
60
Depth, nanometers
15
N extraction yield
implanted N
0
-10
10
30
-10
-20
-30
-40
-50
atomic force microscopy :
1 pulse ~ 1 nanometer
(Merci à F. Gaboriaud, LMPCE)
50
Le concentrateur est un système
qui fractionne les isotopes
Fractionnement calibré à l’ETH Zürich pour les isotopes de Ne (Heber et al., 2008)
Ne analysé avec N à Nancy : même fractionnement observé à Nancy pour Ne
#1
#2
#3
#4
#5
Variations isotopique de N indépendantes de celle de Ne : mélange et non
fractionnement
Variations isotopique de N : mélange
entre azote contaminant et azote
solaire
Droite de mélange : δ15N versus 20Ne/14N
normalisé au rapport du vent solaire (1.14,
mesuré directement)
(1)
Pôle contaminant identique à celui
mesuré sur le même support n’ayant
pas volé
(2) Pôle solaire : δ15N = -400 ‰
Tous les réservoirs non solaires sont fortement enrichis en
15N par rapport au gaz (N ) de la nébuleuse proto-solaire
2
UCLA MegaSIMS laboratory
Megasisms Los Angeles,
AGU Dec. 2009
Conclusions
• Pas d’évolution isotopique du Soleil externe pour les éléments
plus lourds que B (important pour les physiciens du Soleil : pas de
communication entre zones radiative et convective)
• Pour O et N : tous les réservoirs cosmochimiques échantillonnés
(à part Jupiter) sont anormaux
• Il faut maintenant comprendre la cause de ces variations
isotopiques très importantes capables d’enrichir les solides en
17O, 18O, et 15N, par rapport aux majeurs 16O et 14N
(1) auto-écrantage durant l’irradiation précoce (Clayton, 2002)
(2) Irradiation par VUV (Chakrabothy et al., 2008)
(3) Fractionnement isotopique lors de réactions ion-molecule à très
basse température (Hevezia, 2000)
Il aura fallu 14 siècles pour
passer d’une vision
ptoléméenne d’un système
centré sur la Terre à une
vision copernicienne centrée
sur le Soleil
Et 3 décennies pour s’en
convaincre dans le cas des
isotopes !
Ptolémée 90-168.
Nicolas Copernic (1473-1543)
Fractionnement isotopique lors de réactions ion-molécule à très basse
température
Enrichissement en 15N dans les phases solides
Charnley & Rodgers, 2002
Terzevia & Herbst, 2000
Sample return missions to date
Done
Apollo (USA) : Moon sampled in 6 sites
Luna (Russia) : Moon sampled in 3 sites
Genesis (USA) : Solar wind sampled at 3 # regimes
Stardust (USA) : Grains from Kuiper belt comet
To come
Hayabusa (Jpn) : NEO possibly sampled and returned
Projects
Mars atmosphere and dust (NASA Scout project)
Martian rocks ? MSR
NEO (ESA)
Venus atm. and dust ?
melilite
(Ca2Al2SiO7)
Grossite (CaAl4O7)
Osbornite
(TiN)
Spinel
(Mg2Al2O4)
Meibom et al., 2007
Photos courtesy of A.N. Krot
Titanium nitride (osbornite) from a CAI
in Isheyeko chondrite
The TiN-bearing CAI formed in a high
temperature region of the solar system
by gas-solid condensation
8
Thera 1
Aérogel n’ayant pas volé :
même quantité d ’hélium et
de néon que les blancs de la
ligne
6
4He
10 -10 cc STP
4
Flown
aerogel #2
Flown
aerogel #1
Aérogel ayant volé mais sans
trace d’impact : idem
Thera 2
2
Range of analytical blanks (n = 6)
Aérogel ayant volé prélevé »
dans la trace d’impact :
signal en He et Ne très
supérieur aux blancs
Thera 2
8
Hypothèse : He & Ne en
excès proviennent du gaz
cométaire piégé dans
l’aérogel lors de la fusion et
de la trempe de celui-ci
6
Thera 1
20Ne
10 -11 cc STP 4
Flown
aerogel #2
Flown
aerogel #1
Range of analytical blanks (n = 6)
2
0
0
0.1
0.2
0.3
0.4
Aerogel surface, mm2
0.5
Analyse des gaz nobles à l’Université du
Minnesota par chauffage incrémental (même
trace que nous, chauffage dans un mini-four à
résistance)
Gaz relâchés à haute
température (> 1075 °C)
8 mm
Ne peuvent provenir de
l’aérogel (diffusion)
Gaz piégés dans le grain
terminal qui est
principalement formé de
kamacite (analyse par
rayonnement synchrotron)
Terminal grain
1-20 μm
Primary ions (O-, Cs+, …)
Sputtering the sample
with variable energies (<15kV)
Secondary ions (+ or -)
emitted from the
sample with variable
energies (<15kV)
Surface atomic
Layers
of the sample
Surface isotopic analysis
with nanometer scale depth resolution
and micrometer scale lateral resolution
convective
zone
radiative
zone
core
100
15x106
9x106
6Li burning
7Li burning
Temperature(K)
10-5
2.5x106
0.8x106
0.72
1
Distance (in Solar radius)
Chaussidon et Robert, 1998
D
3He
11B
10-10
0.2
4He
10-14
6Li
100
10B
7Li
105
1010
time (sec)
1015
Evolution d’une étoile d’une masse solaire (à une profondeur
de 0,5 rayon et une température de 7,6 x 106 K) DelbourgoSalvador et al., 1985
Eberhart et al., 1971
16O, 17O, 18O
(18O/16O ≈ 2 x 10-3 & 17O/16O ≈ 4 x 10-4)
δ17O(SMOW)
20
chert cretacé
chert archéen
komatiite
MORB
CFB
OIB
lherzolite
Lune
vapeur de SMOW
condensat de SMOW
SMOW
17O/16O = 17O/16O
18O/16O = 18O/16O
10
⎛
δ18O = ⎜
⎜
⎝
(
18
(
18
ref x
(1+ (17-16) x δ )
ref x
(1+ (18-16) x δ )
)
O/16O
)
O/16O
SMOW
⎞
−1⎟ ×1000
⎟
⎠
δ17O ≈ 0.52 x δ18O
0
Robert, Rejou-Michel & Javoy (1992)
0
20
δ18O(SMOW)
40
Soleil
Séquence de condensation
Composition de la nébuleuse
•Soleil (~99% de la masse du SS actuel
•Comètes – Ceinture de Kuiper
- nuage de Oort
KBOs - Kuiper belt objects
Vent solaire échantillonné spécifiquement
à plusieurs énergies
Array
Description
Days
exposed
B/C
bulk solar
wind
852.83
H
high-speed
(500-800
km/s)
313.01
L
low-speed
(<500 km/s)
333.67
E
coronal mass
ejection
(CME)
L,H,E
B/C
193.25
+800
D-rich meteoritic
components
+400
Le rapport
ratio
HydrogenD/H
is the
“smoking
for the
(pas gun”
de D!)
presencelaofprésence
implanted
Indique
solar
wind in
silicate
de vent
solaire
δD
Earth mantle
D/H (δD in ‰)
Sol lunaire 79035
Apollo 17
(grains de silicate)
exposé il y a 1~2 Gyr
00
-400
-800
10000
grains from lunar soils
H ppm
1000
H
100
10
0
50
100
Depth (nm)
150
200
(Hashizume et al., 2000)
+800
0
+400
-100
δD
δ15N
Sol 71501
Apollo 17
(ilmenite)
exposé « récemment »
-400
-200
Azote planétaire
N, H & Si ppm
-800
Si
1000
100
10
1
0
50
100
150
200
Depth nm
(Hashizume et al., 2000)
CC
A
M
sl
op
e
≈
0.
95
)
Δ17O
sl
L(
F
T
)
.52
0
≈
ope
Clayton, Grossman & Mayeda (1973)
Origine des variation isotopique de O non dépendantes de la masse
(observées à la fois à l’echelle micrométrique et à celle des planètes) ?
20
Soleil si apport de grains
présolaires riches en 16O
(1)
Earth
δ17O (SMOW)
0 Soleil si réactions de type ozone
1973)
(2) : réactions non dépendantes
de la masse (eg de type
ozone ou de type autoécrantage de CO) (Thiemens
-20
L
TF
& Heidenreich, 1983) (Clayton,
2002)
-80
-80
CC
A
M
-40
-60
: mélange dans le disque avec
un composant présolaire
riche en 16O (Clayton et al.,
Soleil si auto-écrantage
-60
-40
-20
δ18O (SMOW)
0
20
Le vent solaire dans le sol lunaire
Cameca ims 1270
Ion microprobe in Nancy
Ko Hashizume
10 µm
40
Slope 1 line
Highly fractionated component
δ17OSMOW (‰)
20
Lunar silicate
0
Oxide layer
Solar – SW
fractionation line
-20
-40
TFL
Protosolar
Nebula
Δ17O<-20‰
-60
-80
-80
-60
-40
-20
0
20
40
60
δ18OSMOW (‰)
(Hashizume & Chaussidon, 2005)
But another component with Δ17O=+26‰
was identified in lunar soil (soil 10084) by Ireland et al. (2006)
(Ireland et al., 2006)
Pourquoi les isotopes de O et N ?
Fractionnement isotopique :
Variation des rapports isotopiques d’un élément en fonction de la
masse
ΔM/M
Oxygène : 3 isotopes 16O, 17O, 18O
Δ18O/16O ~ 2 x Δ17O/16O
δ18O et δ17O comme les écart en parties pour mille de 18O/16O et 17O/16O
par rapport à une référence (l’oxygène terrestre océanique)
Azote : 2 isotopes 14N, 15N
δ15N comme l’écart en partie pour mille de 15N/14N par rapport à une
référence (l’azote terrestre atmosphérique)
preliminary data
- Instrumental mass
fractionation calibrated by
magnetite
(McKeegan et al., unpublished)
UCLA MegaSIMS laboratory
Evidence géochimique dans les roches archéennes ? Résultats contrastés
Schoenberg et al., 2002
Frei & Rosing, 2005
Variations isotopiques de l’azote dans le système solaire
Situation à la fin des années 90
Le rapport isotopique de N varie d’un
facteur 4 dans le SS (variations les plus
importants après D/H) :
0‰
δ 15 N = [
( 15 N/ 14 N) s
- 1] x 1000 ‰
( 15 N/ 14 N) ATM
• Contribution présolaire ?
• réactions ion-molécule à BT ?
• intéraction matière-rayonnement ?
Isotopes de N dans
les sols lunaires
Kerridge, 1995
Present
(1)
Variation temporelle ?
(Kerridge, 1973)
(2)
Plusieurs composantes de N ?
(Geiss & Bocshler, 1982)
Antiquité des sols
+800
Azote solaire
δD
-100
00
(D/H)
-400
-200
-800
10000
ppm
NN&&HHppm
A une profondeur de
Variations with depth of
~50
nm, N
présence
H and
isotopic de
N appauvri
en
compositions
in single
15N, dans des grains
silicate
grains from lunar
ne contenant
soil 79035pas de
D (ventetsolaire)
(Hashizume
al., 2000)
+400
δD
δD (‰)
(‰)
(15N/14N)
15NN(‰)
(‰)
δδ15
0
N
1000
H
100
10
0
50
100
Depth (nm)
150
200
(Hashizume et al., 2000)